Svet hviezd vykazuje veľkú rozmanitosť, ktorej znaky sú viditeľné už pri pohľade na nočnú oblohu voľným okom. Štúdium hviezd pomocou astronomických prístrojov a metód astrofyziky umožnilo ich určitým spôsobom systematizovať a vďaka tomu postupne pochopiť procesy, ktorými sa riadi hviezdny vývoj.
Vo všeobecnosti podmienky, za ktorých vznik hviezdy prebiehal, určujú jej hlavné charakteristiky. Tieto podmienky môžu byť veľmi odlišné. Vo všeobecnosti je však tento proces pre všetky hviezdy rovnaký: rodia sa z difúzneho – rozptýleného – plynu a prachovej hmoty, ktorá vypĺňa galaxie, ich zhutnením pod vplyvom gravitácie.
Zloženie a hustota galaktického média
Pokiaľ ide o pozemské podmienky, medzihviezdny priestor je najhlbšie vákuum. Ale v galaktickom meradle je takým extrémne riedkym prostredím s charakteristickou hustotou asi 1 atóm na centimeter kubický plyn a prach a ich pomer v zložení medzihviezdneho prostredia je 99 ku 1.
Hlavnou zložkou plynu je vodík (asi 90 % zloženia alebo 70 % hmotnosti), ďalej je tu hélium (približne 9 % a hmotnostne - 28 %) a ďalšie látky v malom množstve množstvá. Okrem toho sa toky kozmického žiarenia a magnetické polia vzťahujú na medzihviezdne galaktické médium.
Kde sa rodia hviezdy
Plyn a prach v priestore galaxií sú rozmiestnené veľmi nerovnomerne. Medzihviezdny vodík môže mať v závislosti od podmienok, v ktorých sa nachádza, rôzne teploty a hustoty: od vysoko riedkej plazmy s teplotou rádovo desiatok tisíc kelvinov (tzv. HII zóny) až po ultrachladnú – len niekoľko kelvinov - molekulárny stav.
Regióny, kde je z akéhokoľvek dôvodu zvýšená koncentrácia častíc hmoty, sa nazývajú medzihviezdne oblaky. Najhustejšie oblaky, ktoré môžu obsahovať až milión častíc na centimeter kubický, sú tvorené studeným molekulárnym plynom. Majú veľa prachu, ktorý pohlcuje svetlo, preto sa im hovorí aj tmavé hmloviny. Práve do takýchto „kozmických chladničiek“sa viažu miesta, kde hviezdy vznikli. HII oblasti sú tiež spojené s týmto javom, ale hviezdy nevznikajú priamo v nich.
Lokalizácia a typy „hviezdnych kolísk“
V špirálových galaxiách, vrátane našej vlastnej Mliečnej dráhy, sa molekulárne oblaky nenachádzajú náhodne, ale hlavne v rovine disku – v špirálových ramenách v určitej vzdialenosti od galaktického centra. V nepravidelnomV galaxiách je lokalizácia takýchto zón náhodná. Pokiaľ ide o eliptické galaxie, nie sú v nich pozorované štruktúry plynu a prachu a mladé hviezdy a všeobecne sa uznáva, že tento proces sa tam prakticky nevyskytuje.
Oblaky môžu byť ako obrie - desiatky a stovky svetelných rokov - molekulárne komplexy so zložitou štruktúrou a veľkými rozdielmi v hustote (napríklad slávny Orion Cloud je od nás vzdialený len 1300 svetelných rokov), tak aj izolované kompaktné útvary tzv. Bok globule.
Podmienky tvorby hviezd
Zrod novej hviezdy si vyžaduje nevyhnutný rozvoj gravitačnej nestability v oblaku plynu a prachu. V dôsledku rôznych dynamických procesov vnútorného a vonkajšieho pôvodu (napríklad rôzne rýchlosti rotácie v rôznych oblastiach oblaku nepravidelného tvaru alebo prechod rázovej vlny pri výbuchu supernovy v susedstve) hustota rozloženia hmoty v oblaku kolíše.. Ale nie každé kolísanie hustoty vedie k ďalšej kompresii plynu a vzniku hviezdy. Magnetické polia v oblakoch a turbulencie tomu čelia.
Oblasť zvýšenej koncentrácie látky musí mať dostatočnú dĺžku, aby sa zabezpečilo, že gravitácia odolá elastickej sile (tlakový gradient) plynného a prachového média. Takáto kritická veľkosť sa nazýva Jeansov polomer (anglický fyzik a astronóm, ktorý na začiatku 20. storočia položil základy teórie gravitačnej nestability). Hmotnosť obsiahnutá v džínsochpolomer tiež nesmie byť menší ako určitá hodnota a táto hodnota (hmotnosť džínsov) je úmerná teplote.
Je jasné, že čím je médium chladnejšie a hustejšie, tým menší je kritický polomer, pri ktorom sa fluktuácia nevyhladzuje, ale pokračuje v zhutňovaní. Ďalej tvorba hviezdy prebieha v niekoľkých fázach.
Zrútenie a fragmentácia časti cloudu
Pri stláčaní plynu sa uvoľňuje energia. V skorých fázach procesu je nevyhnutné, aby sa kondenzačné jadro v oblaku dokázalo účinne ochladzovať v dôsledku žiarenia v infračervenej oblasti, o ktoré sa starajú najmä molekuly a prachové častice. Preto je v tejto fáze zhutňovanie rýchle a stáva sa nezvratným: fragment oblaku sa zrúti.
V takejto zmršťujúcej sa a zároveň ochladzujúcej oblasti, ak je dostatočne veľká, sa môžu objaviť nové kondenzačné jadrá hmoty, keďže s nárastom hustoty klesá kritická Jeansova hmotnosť, ak sa teplota nezvýši. Tento jav sa nazýva fragmentácia; vďaka nemu dochádza k vzniku hviezd najčastejšie nie po jednej, ale v skupinách - asociáciách.
Trvanie štádia intenzívnej kompresie je podľa moderných konceptov malé - asi 100 tisíc rokov.
Zahrievanie fragmentu oblaku a vytváranie protohviezdy
V určitom bode je hustota kolabujúcej oblasti príliš vysoká a stráca priehľadnosť, v dôsledku čoho sa plyn začne zahrievať. Hodnota hmotnosti džínsov sa zvyšuje, ďalšia fragmentácia sa stáva nemožným a kompresia klesápôsobením vlastnej gravitácie sa skúšajú iba úlomky, ktoré sa už vytvorili. Na rozdiel od predchádzajúcej fázy trvá táto fáza v dôsledku neustáleho zvyšovania teploty, a teda aj tlaku plynu, oveľa dlhšie – asi 50 miliónov rokov.
Objekt vytvorený počas tohto procesu sa nazýva protohviezda. Vyznačuje sa aktívnou interakciou so zvyškovým plynom a prachovou hmotou materského mraku.
Vlastnosti protohviezd
Novorodená hviezda má tendenciu vypúšťať energiu gravitačnej kontrakcie smerom von. Vo vnútri sa rozvinie konvekčný proces a vonkajšie vrstvy vyžarujú intenzívne žiarenie v infračervenom a potom v optickom rozsahu, pričom ohrievajú okolitý plyn, čo prispieva k jeho riedeniu. Ak dôjde k vytvoreniu hviezdy veľkej hmotnosti, s vysokou teplotou, je schopná takmer úplne „vyčistiť“priestor okolo seba. Jeho žiarenie bude ionizovať zvyškový plyn – takto vznikajú oblasti HII.
Spočiatku sa materský fragment oblaku, samozrejme, tak či onak otáčal, a keď je stlačený, vďaka zákonu zachovania momentu hybnosti sa rotácia zrýchľuje. Ak sa zrodí hviezda porovnateľná so Slnkom, okolitý plyn a prach na ňu budú naďalej padať v súlade s momentom hybnosti a v rovníkovej rovine vznikne protoplanetárny akrečný disk. V dôsledku vysokej rýchlosti rotácie je protohviezda vyvrhovaná horúci, čiastočne ionizovaný plyn z vnútornej oblasti disku vo forme polárnych tryskových prúdov srýchlosti stoviek kilometrov za sekundu. Tieto prúdy, ktoré sa zrážajú s medzihviezdnym plynom, vytvárajú rázové vlny viditeľné v optickej časti spektra. K dnešnému dňu už bolo objavených niekoľko stoviek takýchto javov - Herbig-Harových objektov.
Horúce protohviezdy v blízkosti Slnka (známe ako hviezdy T Tauri) vykazujú chaotické variácie jasu a vysokú svietivosť spojenú s veľkými polomermi, keď sa stále zmenšujú.
Začiatok jadrovej fúzie. Mladá hviezda
Keď teplota v centrálnych oblastiach protohviezdy dosiahne niekoľko miliónov stupňov, začnú tam termonukleárne reakcie. Proces zrodu novej hviezdy v tejto fáze možno považovať za ukončený. Mladé slnko, ako sa hovorí, „sadne na hlavnú postupnosť“, čiže vstupuje do hlavnej etapy svojho života, počas ktorej je zdrojom jeho energie jadrová fúzia hélia z vodíka. Uvoľnenie tejto energie vyrovnáva gravitačnú kontrakciu a stabilizuje hviezdu.
Znaky priebehu všetkých ďalších etáp vývoja hviezd sú určené hmotnosťou, s ktorou sa zrodili, a chemickým zložením (metalicitou), ktoré do značnej miery závisí od zloženia nečistôt prvkov ťažších ako hélium v počiatočnom oblaku. Ak je hviezda dostatočne hmotná, spracuje časť hélia na ťažšie prvky – uhlík, kyslík, kremík a iné – ktoré sa na konci svojho života stanú súčasťou medzihviezdneho plynu a prachu a poslúžia ako materiál na vznik nových hviezd.
